Estrelas de Nêutrons
Por: Tatiane Corrêa • 4/9/2017 • Trabalho acadêmico • 4.716 Palavras (19 Páginas) • 477 Visualizações
Universidade do Estado do Rio de Janeiro - UERJ
Instituto de Física Armando Dias Tavares
Departamento de Física Teórica
Introdução à Física das Estrelas Compactas
Estrelas de Nêutrons
Acadêmica: Tatiane Corrêa da Costa e Silva
Professor Dr°: Marcelo Chiapparini
Junho, 2017
Tatiane Corrêa da Costa e Silva
Estrelas de Nêutrons
Trabalho de conclusão da disciplina Introdução à Física das Estrelas Compactas apresentado ao Instituto de Física Armando Dias Tavares - Universidade do Estado do Rio de Janeiro
Professor: Dr Marcelo Chiapparini
Junho,2017
ÍNDICE
- Introdução ------------------------------------------------------------------- 4
- Uma breve história estelar ---------------------------------------------- 5
2.1 Formação estelar ------------------------------------------------- 5
2.2 Evolução estelar -------------------------------------------------- 7
2.3 Fim estelar --------------------------------------------------------- 9
- Estrela de Nêutrons ----------------------------------------------------- 10
3.1 Estrutura ------------------------------------------------------------ 11
3.2 Equilíbrio Hidrostático ------------------------------------------ 12
3.3 Modelo -------------------------------------------------------------- 13
3.3.1 Gás de nêutrons, prótons e elétrons --------------- 13
3.4 Estabilidade ------------------------------------------------------- 20
4. Considerações finais -------------------------------------------------- 23
5. Referências --------------------------------------------------------------- 24
INTRODUÇÃO
A palavra estrela, do latim stella, significa astro brilhante e apresenta como característica mais marcante seu brilho próprio, no qual está relacionado ao fluxo de energia emitida.
Estrelas são esferas de gás ionizado auto gravitantes e auto suficientes na produção de energia termonuclear e nascem em grandes nuvens moleculares de gás e poeira aglomerados pela atração gravitacional. A instabilidade gravitacional da origem à um gradiente de pressão interno, que por sua vez faz com que sua temperatura interna seja suficientemente alta, possibilitando a deflagração da queima de hidrogênio.
O Ciclo de vida estelar depende da massa inicial da nuvem molecular que a originou, isto é, estrelas mais massivas conseguem atingir temperaturas mais altas e consequentemente fundir núcleos mais pesados, enquanto estrelas menos massivas não conseguem atingir temperaturas necessárias para inflamar cada estágio da fusão termonuclear e avançar para síntese do ferro. Algumas estrelas passam maior parte das suas vidas queimando hidrogênio. Esta etapa é chamada de Sequência Principal.
A massa do núcleo de uma estrela também define como será seu fim. Estrelas com núcleos muito massivos desenvolvem uma estrutura acebolada, ou seja, em camadas com caroço composto por ferro. A massa desse núcleo aumenta à medida que o silício vai sendo fundido em uma camada mais externa e sendo depositado no caroço. Quando a massa do núcleo ultrapassa uma massa limite e seu combustível nuclear se esgota a estrela colapsa, expele suas camadas mais externas para o meio interestelar e pode dar origem à uma estrela de nêutrons.
UMA BREVE HISTÓRIA ESTELAR
2.1 Formação estelar
As estrelas, em sua maioria são formadas em clusters. Elas emergem no meio interestelar principalmente devido à atuação de duas das forças fundamentais da natureza: a força gravitacional e a força nuclear.
A força gravitacional tem um papel de extrema importância ao que tange à compressão da matéria, que posteriori irá interagir construtivamente para deflagração da fusão nuclear do hidrogênio devido à força nuclear. A queima de hidrogênio no núcleo estelar é comumente seguida de uma compressão gravitacional, seguida da deflagração da queima do hélio sintetizando elementos mais massivos como carbono, oxigênio etc.
Para que se inicie o processo de compressão gravitacional em um cluster é preciso que uma nuvem de gás seja suficientemente compacta de forma que a magnitude da energia potencial gravitacional seja maior que a energia cinética interna da nuvem. Essa condição implica numa densidade média crítica para compressão de uma nuvem de massa M dada pela equação:
( 1 )[pic 1]
onde: k é a constante de Boltzman, T uma temperatura da nuvem, G a constante gravitacional e a massa média das partículas que constituem a nuvem. Essa densidade crítica é conhecida como densidade de Jeans.[pic 2]
A formação de uma estrela a partir da compressão de um aglomerado é dada por estágios. Inicialmente uma nuvem de gás suficientemente massiva se contrai devido à atração gravitacional. Quando sua densidade média excede a densidade de Jeans, pequenas partes da nuvem com massas comparáveis à massa do Sol começam a se contrair de forma independente e a nuvem é fragmentada em diversas partes, chamadas de proto-estrelas.
As proto-estrelas colapsam livremente sem oposição da pressão interna caso a energia potencial gravitacional liberada não seja convertida em energia térmica interna. Isso é possível se uma parte considerável da energia liberada for absorvida pela dissociação das moléculas de hidrogênio e pela ionização dos átomos de hidrogênio.
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